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m. Ayant ainsi constaté que les pliénomènes présentés 

 par la ligne F dépendaient de la pression et indiquaient des 

 pressions variables, nous étions en mesure de détermi- 

 ner la pression atmosphérique sur une protubérance dans 

 laquelle les lignes rouge et verte sont d'une largeur à 

 à peu près égale, et sur la chromosphère à travers laquelle 

 la ligne verte se dilate graduellement à mesure qu'on 

 approche du soleil. Gela ne nous mettra-t-il pas à même de 

 déterminer plus tard la température ? 



Quant aux légères protabérances, nous sommes assurés 

 que les milieux gazeux dont elles sont formées existent dans 

 des conditions de ténuité excessive, et qu'à la surface la plus 

 basse de la chromosphère elle-même, la pression est bien in- 

 férieure à celle de l'atmosphère de la Terre. 



Les apparences globuleuses de la ligne F que nous avons 

 mentionnées peuvent indiquer de violents courants conver- 

 gents ou un foyer local de la chaleur, car il n'y a aucun 

 doute que la chromosphère ne présente une activité des plus 

 intenses. 



IV. Revenons pour un moment au spectre de l'hydrogène. 

 Nous avons déjà fait observer que certaines expériences 

 n'ont pas encore été exécutées. Nous les avons ajournées à 

 cause de ce fait, que la ligne brillante près de D n'a pas de 

 correspondante parmi les lignes de Frauenhofer. Ce fait im- 

 plique que, si la ligne est une ligne de l'hydrogène, l'absor- 

 ption élective de la chromosphère est insufiisante pour in- 

 tervertir le spectre. 



Il faut se rappeler que la couche de gaz incandescent qui 

 est traversée par les rayons lumineux le long du limbe du 

 soleil, et dont la radiation nous donne le spectre de la chro- 

 mosphère, est très-gran le, comparée avec l'épaisseur de la 

 chromosplière elle-même dans le sens du rayon. Cette épais- 

 seur serait d'environ 200 000 milles près du limbe. 



Quoiqu'il y ait une autre explication possible de l'absence 

 d'inversion de la ligne D, nous réservons pour plus tard nos 



